#1 Optische Aufnahmen von Galaxien und ein Vergleich mit radioastronomischen Messungen von avvhl 28.02.2017 16:44

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Da ich mich im Rahmen meiner Forschung an der Universität Bonn lange Jahre auch mit der Astrophysik der Galaxien beschäftigt habe, lag es nahe, die Ergebnisse dieser Untersuchungen einmal mit meinen eigenen optischen Bildern von Galaxien zu vergleichen. Es braucht hierzu keine 'Hubble-Qualität', weil ja die Winkelauflösung der radioastronomischen Messungen in der Regel schlechter ist als unsere optische (selbst bei miesestem Seeing). Insbesondere die Kinematik von Galaxien (ich ging der Frage nach der Dunklen Materie in Galaxien nach), die Verteilung des Gases und der relativistischen Komponente (also Magnetfelder und relativistische Teilchen) in ihre Scheiben standen bei meiner Forschung im Fokus. Dazu wurden viele Galaxien (nicht nur von mir) in verschiedenen Bereichen des radioastronomischen Frequenzspektrums untersucht. Aus den radioastronomichen Messungen fertigt man eine Kartierung der jeweiligen Radiostrahlung an, und so kann man deren Eigenschaften quantitativ mit anderen Komponenten von Galaxien im Computer vergleichen.

Ich habe nun die Daten für einige der von mir fotografierten Galaxien herausgesucht und die jeweilige Radiostrahlung in Form von Isophoten oder Falschfarben sichtbar gemacht und über die Fotografien gelegt. Dazu muss ich zunächst meine optischen Bilder astrometrisch eichen, was ich mithilfe von Astroart bewerkstellige. Daraus resultieren FITS-Dateien, welche (u.a.) die vollständige Koordinateninformation enthalten. Mit unseren professionellen Softwarepaketen erzeuge ich dann die Radioisophoten und lege mein optisches Bild direkt darunter, entweder als Falschfarbendarstellung oder monochrom (Positiv oder Negativ, je nach Farbe der Isophoten, die darübergelegt werden). Ich kann auch die Radiodaten als Falschfarbendartellung transparent über meine optischen Aufnahmen legen. Wenn ich meine Galaxienbilder in Echtfarben unter die Radio-Isophoten legen will, dann muß ich jpeg-, png- oder ähnliche Formate verwenden; denn im FITS-Format gehen die Farben verloren. Dann sind aber meine optischen Bilder nicht mehr astrometrisch geeicht. In diesem Fall schaue ich nach bestimmten Merkmalen in den FITS-Bildern der optischen und Radiodaten und schiebe dann das Farbbild und die Isophoten bzw. Falschfarbendarstellung passgenau übereinander. Die eigentliche Überlagerung bewerkstellige ich mit CorelDraw, wobei man hier als Input am besten JPEG-Dateien verwendet. Eine dieser Input-Dateien wird dann transparent über die andere gelegt, sodass man im Endeffekt beide sieht. Ich könnte auch in den Radiokarten Sternpositionen einzeichnen, die ich anschließend bei der Überlagerung mit Sternen in meinen optischen Aufnahmen zur Deckung bringe. Meine Originalaufnahmen sind mit einer Feldgröße von etwa 1.2° recht groß, sodass ich immer genügend Referenzsterne im Feld habe. Damit werden die Aufnahmen im übrigen auch mittels Astroart astrometrisch geeicht. Man stellt die Astroaufnahme neben das in Astroart erzeugte Sternfeld, lässt das Programm ca. 10 - 20 Referenzsterne suchen, die dann in der Astroaufnahme markiert werden, und lässt diese dann automatisch im Stern-Referenzfeld identifizieren. Wenn man mit langen Brennweiten arbeitet, ist dies natürlich viel schwieriger, weil man dann ein entsprechend kleineres Sichtfeld erzeugt.

Als Beispiel sei hier zunächst die Spiralgalaxie NGC5194/95 (M51) angeführt. Im nebenstehenden Bild habe ich die optische Aufnahme als FITS-Datei geladen und in Falschfarben (rötlicher Farbton) dargestellt. Hier habe ich mit demselben Softwarepaket die Isophoten der Radiostrahlung sofort über das optische Bild gelegt. Die hier gezeigte Radiostrahlung zeigt das Kontinuum bei 1.4 GHz. Diese Strahlung besteht zum größten Teil aus Synchrotronstrahlung, zum kleineren Teil aus thermischer Strahlung. Die Synchrotronstrahlung entsteht durch sehr schnelle (relativistische) Teilchen, die im Magnetfeld der Galaxie permanent abgelenkt werden und dabei diese charakteristische Strahlung emittieren. Die thermische Strahlung hingegen entsteht im ionisierten Gas, also in den HII-Regionen und in dem diffusen ionisierten Gas der Galaxie. Man sieht in der Umgebung von M51 viele unaufgelöste Radioquellen (Punktquellen), die von viel weiter entfernten Objekten (ferne Galaxien und Quasare) herrühren. Man sieht, dass die intensivste Radiostrahlung vom Zentrum der Galaxie imittiert wird, aber auch entlang der Spiralarme ist sie ausgeprägt und stark. Dies hat damit zu tun, dass in diesen Gebieten ständig neue massive Sterne entstehen, die das umgebende Gas ionisieren und somit für die thermische Radiostrahlung verantwortlich sind, und dass diese massiven Sterne, die ja eine relativ geringe Lebensdauer (nur einige Millionen Jahre) haben, am Ende ihrer Entwicklung als Supernovae explodieren. Diese Supernovae produzieren die relativistischen Teilchen, das sind Protonen und Elektronen, wobei die beobachtete Synchrotronstrahlung nur von letzteren produziert wird, weil sich die Protonen wegen ihrer etwa 2000 mal größeren Masse langsamer bewegen und daher weit weniger Synchrotronstrahlung emittieren.

Solche Radiobeobachtungen ermöglichen das Auffinden auch sehr weit entfernter Galaxien und Quasare, wie oben schon erwähnt. Wir wissen, dass die Quasarbildung etwa bei einer Rotverschiebung von z = 2 am intensivsten war, weil zu jener Epoche die gravitative Verschmelzung kleinerer Galaxien zu großen auf ihrem Höhepunkt war. Dabei bildeten sich in ihren Zentren sehr massive Schwarze Löcher, die in einem komplizierten Prozess optische und Radiostrahlung emittieren, die man noch über sehr große Entfernungen nachweisen kann. Aufgrund dessen kann man mithilfe von Radiobeobachtungen die Galaxien bis in ihre Entstehungsphase verfolgen. Dabei bedient man sich der Radiointerferometrie, mit der man extrem hohe Winkelauflösungsvermögen erreicht.

Im nächsten Beispiel sehen wir, wiederum in der Galaxie M51, die Struktur des Magnetfeldes in dieser Galaxie, im nebenstehenden Bild durch gelbe Striche repräsentiert. Diese kann man ebenfalls aus den Radiobeobachtungen der polarisierten Komponente der Synchrotronstrahlung ableiten, weil ja diese Strahlung durch die Bewegung relativierter Elektronen im galaktischen Magnetfeld erzeugt wird. Dabei schwingt das elektrische Feld der ankommenden Radiostrahlung senkrecht zum Magnetfeld, welches diese Strahlung erzeugt hat. Man muss dann noch für den Effekt der sogenannten Faradayrotation korrigieren, die stark wellenlängenabhängig ist. Auf diese Weise wurden schon viele nahe Galaxien untersucht, und man kennt ihre Magnetfeldstruktur mittlerweile recht genau. Diese Arbeiten wurden vorwiegend am Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn durch die Gruppe von Rainer Beck durchgeführt, an denen ich zu einem gewissen Grad auch beteiligt war. Die beobachteten Magnetfeldstrukturen erklärt man über den galaktischen Dynamo. Hierbei wird in einem komplizierten hydrodynamischen Prozeß kinetische Energie in magnetische umgesetzt. Dabei hilft die differentielle Rotation der Galaxien (siehe Beispiel weiter unten) sowie die durch die Supernova-Aktivität verursachten vertikalen Strömungen aus der Scheibe heraus.

Als nächstes sei ein Beispiel eingefügt, wo wir die Radiostrahlung einer Galaxie sehen, wie sie in der berühmten 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs erzeugt wird. Dieser neutrale atomare Wasserstoff ist das im Big Bang erzeugte Ursprungsgas, welches zusammen mit Helium und Spuren von Beryllium und Lithium am Beginn des Kosmos vorhanden war. Aus diesem Gas haben sich dann durch Kernfusion in den Sternen im Laufe der Jahrmilliarden höhere Elemente gebildet. Wenn man Radiobilder in der 21-cm-Linie optischen Bildern überlagert, sieht man sehr eindrucksvoll die wahre Ausdehnung von Galaxienscheiben, weil nämlich die Gasscheiben sehr viel weiter ausgedehnt sind als die stellaren. So konnten wir vor etwa zwei Jahrzehnten in einem Fall (UGC2885) noch Wasserstoffgas in einer Entfernung von etwa 150.000 Lichtjahren vom Zentrum einer Galaxie nachweisen!

Im nebenstehenden Bild sehen wir nun die Spiralgalaxie NGC6946, die sich recht nahe (ca. 11°) zur Ebene der Milchstraße befindet, weshalb wir erstens eine Vielzahl von Vordergrundsternen unserer Milchstraße sehen, und zweitens eine starke Rötung des Hintergrundobjekts, also NGC6946. Das Radiobild in der 21-cm-Linie ist nun in Form einer bläulichen Einfärbung ihrer Intensitäten dem optischen Bild überlagert worden (linkes Feld). Man sieht hier eindrucksvoll, dass die Ausdehnung der Gasscheibe drei- bis viermal größer ist als das, was man im optischen erkennen kann. Innerhalb der stellaren Scheibe der Galaxie folgt das Wasserstoffgas den Spiralarmen, entlang derer es eine deutlich höhere Säulendichte aufweist als zwischen den Spiralarmen. Erstaunlich ist, daß sich die Spiralstruktur in der Gasscheibe bis weit nach außen fortsetzt, was man nicht unbdedingt erwarten würde. Mithilfe der spektroskopischen Beobachtung der 21-cm-Linie kann man nun auch die Kinematik der Galaxie, also die Bewegung ihrer Gasscheibe sichtbar machen. Dies geschieht mithilfe des Dopplereffekts, weil man ja die Emissionsfrequenz des atomaren Wasserstoffs sehr genau kennt. Jede Bewegung des Gases auf uns zu oder von uns weg kann mit einer Präzision von weniger als 1 km/s bestimmt werden. Wir sehen im nebenstehenden Bild (rechtes Feld) eine Farbdarstellung dieser Kinematik, die dem optischen Bild überlagert ist. Blau eingefärbte Gebiete bewegen sich auf uns zu, rot eingefärbte von uns weg. Wenn man genau hinschaut, erkennt man sogar, daß die Einfärbung (blau bzw. rot) ab einem bestimmten Radius konstant bleibt, daß also die Rotationsgeschwindigkeit des Gases konstant bleibt. Wir haben es hier also mit differentieller Rotation zu tun. Das bedeutet aber, daß auch bei großen Abständen vom Zentrum der Galaxie immer noch sehr viel Masse sitzt, welche nicht vom Gas herrührt - die Gasmasse in Galaxien beträgt insgesamt nur maximal 10% der stellaren! Somit muß sich bei großen Radien noch viel Masse befinden, die wir aber nicht direkt sehen (= messen) können: Dunkle Materie! Ohne diese Dunkle Materie würden wir Geschwindigekiten erwarten, die außerhalb der stellaren Scheibe in 'Keplerscher Weise' nach außen abnehmen sollten, also reziprok zur Wurzel des Abstandes vom galaktischen Massenzentrum, so wie wir das exakt bei der Bewegung der Planeten im Sonnensystem beobachten.

Wie stellt sich das Ganze nun dar, wenn man eine Galaxie genau von der Kante her sieht (im Fachjargon 'Edge-on-Galaxien genannt'). Dazu habe ich eine sehr lange Belichtung der Spiralgalaxie NGC891 erstellt, und im folgenden schauen wir uns an, wie sich die Radiostrahlung dieser Galaxie in den verschiedenen Spektralbereichen darstellt. Zunächst betrachten wir die Überlagerung meiner optischen Aufnahme von NGC891 mit Isophoten der Radiostrahlung in der 21-cm-Linie, welche ja die Verteilung des atomaren Wasserstoffs widerspiegelt. Dazu ist nebenstehend im oberen Bild diese Verteilung des atomaren Wasserstoffs über der Farbaufnahme, und im mittleren Bild dessen Geschwindigkeitsverteilung über einer monochromen Version der optischen Aufnahme zu sehen. Jede farblich codierte Isophote entspricht hier einer bestimmten Geschwindigkeit, wobei sich wiederum rot eingefärbte Bereiche von uns weg und blau eingefärbte auf uns zu bewegen. Folgendes ist zu erkennen: während die optische Scheibe von NGC891 recht symmetrisch daherkommt, ist die Gasscheibe doch ziemlich asymmetrisch. Im Südwesten der Galaxie reicht sie sehr weit über die stellare Scheibe hinaus, während dies im nordöstlichen Bereich nicht der Fall ist. Dafür erkennt man einen prominenten Gasausfluss im nordöstlichen Bereich der Scheibe, der einige 1000 Lichtjahre in das intergalaktische Medium hinausreicht. Das hat wohl damit zu tun, dass interstellaren Scheiben mit ihrer sehr viel größeren Masse zunächst innen die Form vorgeben. Die Gasscheiben, die viel weniger Masse beinhalten, sind, sobald sie über die Stellage Scheibe hinausreichen, einen möglichen externen Einflüssen ausgesetzt, da Galaxien ja niemals völlig isoliert existieren. Die Glasscheiben können sogar außerhalb der stellaren Svcheiben völlig andere Orientierungen annehmen, wie wir weiter unten noch sehen werden. Sie bilden dann Verwölbungen (englisch 'warps').

Was man auch erkennt, ist, dass die Gasscheibe von NGC 891 viel dicker ist als die Stella. Dies ist bei praktisch allen Changalaxien zu sehen. Es hat mit dem Druck zu tun, der innerhalb des solaren Scheibe Dustellarwinde und Supernovelle entsteht, wodurch das Gas aus der Scheibe hinaus gedrückt wird. Zusammen mit dem Gas wird auch das Magnetfeld, das in der Scheibe entsteht, nach außen gedrückt und bildet so, zusammen mit den relativistischen Teilchen auch eine dickere Scheibe im Radiokontinuum (hauptsächlich Synhcrotronstrahlung), wie im unteren Teil nebenstehendenIm Bildes zu sehen. Hier ist in Form gelber Isophoten die Radiokontinuumsstrahlung von NGC891 wiederum dem von mir gewonnenen optischen Farbfoto überlagert.

Die Geschwindigkeiten, die man im mittleren Bildteil sieht, sind wiederum sehr symmetrisch.Wenn man genau hinschaut, kann man gut die Rotation der Galaxie nach außen verfolgen. Innen steigt sich schnell an, um dann im äußeren Bereich ungefähr konstant zu bleiben. Das erkennt man an den sehr lang gestreckten Konturen im extrem blauen (bewegt sich auf uns zu) und extrem roten (bewegt sich von uns weg) Bereich.

Ein weiteres Phänomen läßt sich Mithilfe der 21-cm-Linie sehr gut erforschen: die sogenannten Gezeiten zwischen wechselwirkenden Galaxien. Begegnen sich zwei oder mehrere Galaxien, so wirken die gegenseitigen Gravitationskräfte auf die Sterne und das Gas der jeweils vorbeiziehenden Galaxie, sodass es zu ganz charakteristischen Ausströmungen dieser Komponente aus der vormals ungestörten Scheibe kommt. Ähnlich wie die Gezeiten des Meeres und die Hebung und die Senkung der Erdkruste (plus/minus 30 cm!) durch die Wirkung von Sonne und Mond verursacht werden, haben wir es hier auf sehr viel größerer Skala mit einem Hin- und Herschwappen großer Massen zu tun. Wiederum können wir auf das Beispiel der Spiralgalaxie NGC5194/55 (M51) zurückgreifen. Im Bild links ist noch einmal mein optisches Bild zu sehen, daneben sind diesem gelbe Isophoten der Säulendichte des atomaren Gases in dieser Galaxie überlagert, wie sie aus Beobachtungen der 21-cm-Linie resultieren. Erstaunlich ist hierbei folgendes: während die Gezeitenkräfte bei der Gaskomponente von M51 vorwiegend Gas aus dem südlichen Bereich der Galaxie herausgerissen haben, ist die Wirkung auf die stellare Komponente eher im Norden sichtbar, wo die Begleitergalaxie NGC5195, welche sich ungefähr in der Himmelsebene auf einem Orbit im Uhrzeigersinn um die Hauptgalaxie bewegt. Direkt nördlich dieser Begleitergalaxie erkennt man eine wellenartige Struktur. Außerdem fällt die Gasdichte genau im Zentrum der Begleitergalaxie ziemlich abrupt ab. Es macht den Eindruck, als ob diese vor der Begegnung relativ gasarm war, und dass sich bei der größten Annäherung an die Hauptgalaxie entlang des nordöstlichen Spiralarms, der in dieser Begleitergalaxie mündet, eine Menge Gas dorthin konzentriert hat. Nach meiner Kenntnis sind diese Phänomene in M51 bisher weder rigoros untersucht noch erklärt worden.

Wenn man sich die Überlagerung der optischen Aufnahme mit den Isophoten des atomaren Wasserstoffs genauer anschaut, sieht man hier ein weiteres wichtiges Phänomen. Die höchste Säulendichte des atomaren Wasserstoffs koinzidiert nämlich nicht mit der maximalen Helligkeit in den Spiralarmen, sondern ist überall ein wenig nach innen versetzt, und befindet sich genau da, wo man die Staubbänder an den Innenseiten der Spiralarme erkennt. Es sind dies die Gebiete, die durch Dichtewellen komprimiert wurden und wo dadurch riesige Ketten von Molekülwolken gebildet werden, aus denen nach einigen 100.000 Jahren wieder neue Sterne entstehen. Und so wandert dieses Phänomen der Dichtewelle als Muster über eine Galaxie hinweg und erzeugt so die Spiralstruktur. Es handelt sich hier um eine Resonanz in der Massenverteilung der Sterne.

Im nebenstehenden Bild sehen wir auf der linken Seite wiederum die optische Aufnahme von M51, wobei dieses Mal Konturen der Geschwindigkeit des atomaren Wasserstoffs überlagert sind. Gebiete mit roten Isophoten bewegen sich von uns weg, solche mit blauen Isotophoten kommen auf uns zu. Bei genauerem Hinschauen erkennt man deutlich Störungen der Kinematik der Galaxie, was auf die graviitative Wechselwirkung zurückzuführen ist. Insbesondere die Gezeitenströmungen des Gases weisen anormale Geschwindigkeiten auf, die nicht zur allgemeinen Rotation der Gasscheibe zu passen scheinen. Dies sieht sehr gut im Bild auf der rechten Seite. Hier sind dieses Mal die Isophoten (schwarz) meiner optischen Aufnahme den nicht-zirkularen Bewegungen (in Farbe) überlagert. Rot eingefärbte Bereiche deuten Wasserstoffgas an, das sich von uns weg bewegt, blau eingefärbte bewegen sich auf uns zu. Man sieht also die Residuen der gemessenen Gasgeschwindigkeiten nach Abzug der Galaxienrotation! Diese sind an den Innenkanten der Spiralarme am höchsten, wie es die Dichtewellentheorie auch vorhersagt. Wir sehen hier also das Gas 'rauf- und runterschwappen', so wie das bei Wasserwellen auch der Fall ist.

Anhand der Edge-on-Galaxie NGC 5007 schauen wir uns nun ein weiteres Phänomen an, welches man am besten mithilfe der 21-cm-Linie des atomaren Wassertoffs) beobachten kann. Es handelt sich um die oben bereits angesprochene Verwölbung der Schreiben von Galaxien (engl. 'warp'). Im nebenstehenden Bild sehen wir die 21-cm-Strahlung in Form gelber Isophoten über meine optische Aufnahme gelegt. Innerhalb der stellaren Scheibe folgen die Konturlinien des atomaren wasserstoffs dieser sehr genau. Außerhalb der stellaren Scheibe hinggen biegt die Gasscheibe zunächst in eine Richtung weg, um dann plötzlich wieder der Ursprungsrichtung zu folgen. Dieses Phänomen findet sich spiegelsymmetrisch auf beiden Seiten der Galaxie. Es gibt zwei Deutungsmöglichkeiten dieses Phänomens: zum einen könnten die Strukturen durch gravitative Wechselwirkung mit (kleineren) Nachbargalaxien hervorgerufen werden. In der Tat sieht man etwas westlich des nordwestlichen Endes von NGC5907 eine Zwerggalaxie, die auch in der Wasserstofflinie entdeckt wurde (siehe die Kontur an dieser Stelle). Jedoch ist diese Galaxie zu massearm, um eine solche Verwölbung der Scheibe von NGC5907 hervorzurufen. Außerdem wäre die Auswirkung auf die Scheibe nicht spiegelsymmetrisch, sondern asymmetrisch, wie im Fall von M51 (siehe oben) zu sehen. Eine andere Möglichkeit der Deutung ist, dass der dunkle Halo (also die Verteilung der Dunklen Materie um die Galaxie herum) nicht sphärisch symmetrisch ist, sondern dass es sich hier um einen Elipsoid handelt, dessen Orientierung nicht genau mit der Orientierung der Galaxie zusammenfällt.

Dieses Szenarium wird auch noch einmal eindrucksvoll durch nebenstehende Abbildungen bestätigt. Hier sehen wir die Überlagerung meiner optischen Aufnahme von M51 mit Isophoten der Intensität des Kohlenmonoxids in dieser Galaxie. Neben dem molekularen Wasserstoff, den man nicht durch direkte Messungen nachweisen kann (nur in sehr warmen Gebieten wird seine Abstrahlung angeregt), ist Kohlenmonoxid das häufigste Molekül in Galaxien und kann durch Messungen im mm-Wellenlängenbereich nachgewiesen werden. Zunächst einmal sieht man, dass das Vorkommen des molekularen Gases lediglich auf die im Visuellen sichtbaren Spiralarme beschränkt und bei weitem nicht so weit ausgedehnt ist wie das atomare Wasserstoffgas. Aber auch hier sieht man besonders drastisch, dass das molekulare Gas nicht exakt auf die Spiralarme fällt, sondern dass die im molekularen Gas sichtbare Spiralstruktur nach innen versetzt ist. Ihre höchste Intensität entspricht somit genau den Staubzonen, die man an den Innenkanten der Spiralarme erkennt. Zur Verdeutlichung sind im nebenstehenden Bild zwei Aufnahmen zu sehen, nämlich einmal meine Aufnahme von M51 in Farbe mit gelben Isophoten der Emission des CO-Moleküls, daneben die optische Aufnahme als Negativ mit überlagerten grünen Isophoten.

Ein weiteres spektakuläres Beispiel für die Verteilung und Kinematik des Wasserstoffgases in Galaxien ist die Spiralgalaxie NGC5457 (M101). Diese Galaxie, welche von zahlreichen Zwerggalaxien umgeben ist, zeigt deren gravitative Wechselwirkung ziemlich deutlich. Die Spiralstruktur ist unregelmässsig und durch durch eine Reihe von Aufspaltungen und Verästelungen gekennzeichnet, wie man sie auch an einer Stelle in M51 (nordöstlich des Zentrums) erkennen kann. Die untenstehende Collage zeigt im Uhrzeigersinn von links oben nach links unten: meine optische Aufnahme, dann dieselbe mit Isophoten der Wasserstoffsäulendichte überlagert, dasselbe dann mit der Verteilung des Wasserstoffgases in gelber Farbe, und schließlich mit einer Überlagerung von Isophoten gleicher Geschwindigkeitt, anhand derer man die Rotation der Galaxie erkennt. Man siet, dass auch hier das Gas sehr genau der Spiralstruktur folgt, auch entlang der Aufspaltungen und Verästelungen.



Wie oben bereits erwähnt, produzieren Supernova-Explosionen in Galaxien die relativistische Teilchen, die sich mit annähernd Lichtgeschwindigkeit im Magnetfeld dieser Galaxien bewegen und dabei Synchrotronstrahlung produzieren. Ein sehr prominentes Beispiel ist hier auch die Starburst-Galaxie M82, die eine sehr hohe Sternentstehungs- und Supernovarate aufweist. Die Supernovarate beträgt in M82 etwa 1 pro Jahrzehnt, während in unserer Milchstraße nur ca. 1 pro Jahrhundert, also etwa 10 mal weniger als in M82, produziert werden! Als Resultat sehen wir im Zentrum von M82 eine sehr aktive Region, in der sehr intensive Synchrotronstrahlung produziert wird, wie man in nebenstehenden Overlay leicht sehen kann. Hier ist zum einen wieder ein Farbbild meiner optischen Aufnahme mit gelben Isophoten der Synchrotronstrahlung überlagert, daneben sehen wir das Negativ meiner Aufnahme mit grünen Isophoten. Im Nordosten der Galaxie befindet sich eine punktförmige Radioquelle, wobei es sich um ein weit entferntes Objekt, möglicherweise einen Quasar, handelt. Etwas südöstlich des Zentrums von M82 sieht man eine ebenfalls weiter entfernte Radiogalaxie, mit charakteristischer Doppelstruktur. Die erhöhte Sternentstehungs- und somit auch Supernovarate in M82 ist durch die enge Wechselwirkung mit der Nachbargalaxie M81 hervorgerufen worden. Wahrscheinlich war die relative Orientierung von M82 bei der größten Annäherung so, daß große Bereiche der Gasscheibe Bahndrehimplus verloren, sodaß das Gas nach innen stürzte und sich dort verdichtete. Hinzu kam wohl, daß M82 viel Gas von der Nachbargalaxie 'gestohlen' hat. Dieses Szenarium ist durch numerische Simulationen verifiziert worden.

Übrigens ist es sehr interessant, auch die Umgebung einer solchen Galaxie, die hier im Fokus steht, im Radiobereich zu untersuchen. Dazu habe ich mein ursprüngliches Foto, das etwa 1.2° ausgedehnt ist, mit Isophoten der Radiokontinuumsstrahlung und der 21-cm-Strahlung des atomaren Wasserstoffs überlagert. Schauen wir uns zunächst den Vergleich mit der Radiokontinuumsstrahlung an. Hiuer sieht man neben dem Hauptobjekt NGC891 eine Menge Hintergrundquellen, die zumeist punktförmig sind. Nicht wenige davon finden ihr Pendant in meiner optischen Aufnahme in Form von weiter entfernten Galaxien. Zur besseren Orientierung habe ich dem Overlay der Radio-Isophoten auf die optische Aufnahme (linkes Bild) daneben das optische Bild ohne Isophoten, aber mit Markierungen (rechctes Bild) eingestellt. In beiden Fällen verwende ich hier ein monochromes Negative, weil hier das menschliche Auge am empfindlichsten auf kleine 'Schwärzungen' reagiert. Insbesondere kann man sehr gut entscheiden, ob es sich bei einem scvhwach leuchtenden Objekt um einen (Vordergrund-)Stern oder etwas Ausgedehntes handelt! Nach dem Anklicken erhält man ja die übliche vergrößerte Aufnahme und es macht Spaß, die vielen Galaxien im Hintergrund ausfindig zu machen. Es sind eine ganze Menge Objekte aus dem New General Catalog (NGC) vorhanden, aber auch viele weitere noch weiter entfernte darüber hinaus. Die Galaxien, die auch im Radiokontinuumsbild sichtbar sind, habe ich mit kleinen roten Kreisen markiert. Auch die anderen Galaxien emittieren Radiostrahlung, doch ist diese zu schwach, um bei gegebener Empfindlichkeit des hier verwendeten Radiobildes sichtbar zu werden. Interessant sind auch mehrere Radiogalaxien, von denen einige ebenfalls ihr Pendant in meinem optischen Bild finden. Leider ergab sich beim Übereinanderlegen der Isophoten auf das optische Bild, dass, wahrscheinlich aufgrund des großen Feldes, diese von der verwendeten Software nicht ganz präzise übereinandergelegt werden; es ergibt sich eine ganz leichte Verschiebung der Radio-Isophoten nach Westen (also nach rechts). Insgesamt konnte ich 22 Radioquellen optisch in meiner Aufnahme identifizieren. Die nicht identifizierten Radioquellen müssen von Quasaren herrühren, da sie nur im Radiobereich strahlen, aber aufgrund ihrer riesigen Entfernungen optisch unsichtbar bleiben (dies liegt daran, dass die Radiostrahlung von Quasaren relativistisch verstärkt wird, und zwar durch das sogenannte Dopplerboosting).




Glossar

Hier werden Begriffe näher erläutert, die von Lesern nicht verstanden wurden. Durch solches feed-back lassen sich Texte sehr gut verbessern!


Isophoten: Vergleichbar den Höhenlinien in Landkarten (Isohypsen) oder den Linien gleichen Drucks in der Meteorologie (Isobaren), erlauben Isophoten die quantitative Darstellung von Helligkeitswerten. In der Radioastronomie verwendet man zur photometrischen Eichung der Daten Standardeichquellen, deren Radioflüsse gut gemessen wurden und die keine zeitlihen Variationen aufweisen.

astrometrisch geeicht: Ein astrometrisch geeichtes Bild enthält die genaue Information zu seiner Orientierung und Position am Himmel sowie zur Winkelskala innerhalb des Bildes. Ein ungeeichtes Bild enthält nur Pixel. So erzeugt meine Canon 1100Da am Maksutov-Newton Bilder mit einer Skala von 1.05"/Pixel. Diese Pixel sind jedoch noch nicht in ein Koordinatensystem eingebunden. Erst durch den Vergleich mit Sternen gut bekannter Position läßt sich diese Relation erstellen. Danach erhalten die Bilddateien einen sog. 'Header', in welchem die nötigen Angaben zur Transformation von Bildpixeln zu Himmelskoordinaten (z.B. Rektaszension, Deklination, Positionswinkel, ...) enthalten sind.

relativistische Komponenten: Das ist die Materie, die sich mit relativistischer Geschwindigkeit, also mit nahezu Lichtgeschwindigkeit, bewegt. Supernova-Explosionen können Teilchen (Elektronen, Protonen, Heliumkerne) auf solche Geschwindigkeiten bringen. Das nennt man dann die Kosmische Strahlung.

Synchrotronstrahlung: Den Namen hat diese Strahlung, weil sie erstmals 1946 an einem Ringbeschleuniger von Elektronen, dem sog. Synchrotron beobachtet wurde. Dabei werden die Elektronen synchron bei ihrem Umlauf in einem Magnetfeld immer weiter nachbeschleunigt, bis sie sehr hihe Energien und annähernd Lichtgeschwindigkeit erreichen. Bei diesen hohen Energien senden sie dann Synchrotronstrahlung aus, die man heute auch technisch nutzt. Das Weltall ist voll von effizienten Teilchenbeschleunigern und Magnetfeldern, sodaß man Synchrotronstrahlung auf praktisch allen Größenskalen nachweisen kann. Damit lassen sich dann u.a. kosmische Magnetfelder untersuchen.

stellare Masse: Galaxien bestehen aus Dunkler Materie, Sternen, interstellarem Gas und Staub sowie aus dem relativistischen Plasma (schnelle Teilchen und Magnetfelkder). Die stellare Masse einer Galaxie, also die gesamte Masse der Sterne einer Galaxie, beträgt nur etwa 10% - 20% ihrer Gesamtmasse. Die Gasmmase beträgt in der Regel wiederum nur 10% der stellaren Masse, und die Masse der relativistischen Kompnente ist verschwindend gering.

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